EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (6).
Continuación de Evolución del Universo (5).
Por Jaime Saiz.
Formación de los átomos, las estrellas y las galaxias
Un nuevo cambio en la evolución del Universo se dio alrededor del año 500.000 después del origen, cuando la temperatura bajó hasta los 4.000 K, momento en que los electrones son barridos del Universo atraídos por los núcleos, que los incorporan para formar átomos «hechos y derechos» de Helio e Hidrógeno. Una vez surgen los átomos, la radiación se desacopla de las partículas con masa y en condiciones normales no vuelven a interactuar: da comienzo la Era de los Átomos o, si lo preferimos, la Era de las Galaxias, en la que todavía nos encontramos. El Universo está, a partir de este momento, dominado por la gravedad.
A partir de pequeñas irregularidades, procedentes de defectos remanentes del primer milisegundo, los átomos de Helio e Hidrógeno forman nubes de gas que se fragmentan y separan dando lugar a las galaxias. Dentro de éstas, las nubes de gas frío —típicamente a unos 10 K—, con una densidad ínfima, pero con dimensiones de años-luz de diámetro, comienzan a contraerse, tendiendo a «romperse» en fragmentos de diversa masa que darán lugar a cúmulos de estrellas relativamente reducidos.
Cuando los gases se comprimen, se eleva su temperatura, y comienzan a radiar su exceso de energía en forma de ondas de infrarrojo: así comienza una proto-estrella, indistinguible dentro de la nube en que se forma. Finalmente, cuando por compresión gravitatoria de la nube de gas el núcleo alcanza la temperatura que permite reacciones nucleares —10 millones de grados— la proto-estrella se convierte en estrella.
Todo este proceso exige unos 30 millones de años para la formación de una estrella con masa similar a la del Sol; estrellas de más masa se forman en menos tiempo, porque la fuerza gravitatoria es más intensa. Lo contrario ocurre con estrellas de menos masa.
Ahora bien, ¿cómo aparecen los átomos más pesados que el Hidrógeno y el Helio? ¿De dónde salieron los demás elementos de la tabla periódica? Tuvo que ser a base de reacciones nucleares en las estrellas.
Las estrellas son reactores nucleares, donde se sintetiza todo lo demás. Lo primero que ocurre en ellas cuando se forman, es otra vez la síntesis de Helio a partir de Hidrógeno. Pero en una estrella como el Sol, cuando llegue el fin de sus días, ocurrirá una reacción en que tres átomos de Helio —con dos protones y dos neutrones en el núcleo cada uno— chocan entre sí, dando lugar a un átomo que tiene seis protones y seis neutrones: el Carbono, de tantísima importancia para nosotros porque la Química del Carbono es la Química de la vida.
Si un átomo de Carbono choca con otro de Helio, obtenemos un nuevo elemento con ocho protones y ocho neutrones en el núcleo: el Oxígeno. Para que ocurra esto hace falta una temperatura de más de 100 millones de grados, que se da al final de la existencia de la estrella.
Para sintetizar los elementos más pesados hay que alcanzar temperaturas aún más elevadas. Sin embargo, una estrella como el Sol no puede producir una presión suficiente en el centro para alcanzarlas, de modo que el Sol terminará habiendo producido una gran cantidad de Carbono y Oxígeno, que quedará en el centro, y se apagará, no pudiendo hacer más.
Sin embargo, las estrellas mucho mayores que el Sol pueden alcanzar en su núcleo temperaturas del orden de 3.000 millones de grados, en las que durante el proceso de su muerte se sintetiza Hierro. Además, esas estrellas terminan sus vidas con una explosión gigantesca, lo que llamamos supernova, que expande sus gases incandescentes de forma violentísima, pudiendo ser durante unos días tan brillante como una galaxia entera de miles de millones de estrellas.
En esa explosión, una supernova no solo lanza al espacio Hidrógeno, Helio y los materiales que ha generado en su interior —como Carbono, Oxígeno y Hierro—, sino que, además, produce energía suficiente para que se formen otros elementos más pesados que el Hierro, como el Cloro, el Níquel, la Plata, el Oro, el Platino, el Plomo, el Uranio… que son las «cenizas» opacas de esa explosión.
Estas cenizas, recicladas junto con los residuos de otras estrellas, forman nubes de gas que, cuando superan un umbral de masa crítico, vuelven a concentrarse para dar lugar a una nueva generación de estrellas.
De esta manera, el Universo se ha ido enriqueciendo con los elementos más pesados, que hoy comprenden el 2% del total, mientras que el 98% restante corresponde al Hidrógeno y Helio originales. Se deduce de ello que, puesto que la proporción de estos dos elementos sigue siendo mucho mayor que la del resto, el Universo es, relativamente, muy joven: sólo ha dado tiempo a dos o tres generaciones de estrellas tipo solar a lo largo de su historia.
EVOLUCIÓN DEL UNIVERSO (6).
